ния т7 = 2,7° К = 2,3 • 10-13 ГэВ (1° К = 8,6 • 10-14 ГэВ), что дает величину параметра деформации ^2(2, 7° К) ~ 5 • 10-8. Для реликтовых нейтрино Д, ~ 2, 0° К = 1, 7 • 10-13 ГэВ. При этом параметр деформации равен ^2(2, 0° К) ~ 4 • 10-8. (Для характерной термодинамической температуры фазового перехода КХД (силвного взаимодействия) имеем параметр деформации 2(0,2 ГэВ) ~ 5 • 10-2, а для температуры отщепления нейтрино 2(2 • 10-3 ГэВ) ~ 5 • 10-3). Неболвшое отличие температур релик- товв1х фотонов и нейтрино связано с эффектом "подогрева" фотонов относителвно нейтрино. После того как Вселенная охладиласв до температур ниже массы электрона, электрон-позитроннв1е парит электрон-фотон-протонной плазмы проаннигилировали в фотоны, что привело к неболвшому повышению их температурит по сравнению с нейтрино [3]. Из вышесказанного следует, что характерной температурой Вселенной при ее расширении после отщепления нейтрино следует считатв температуру свободных нейтрино, которая уменвшается в резулвтате расширения Вселенной. Таким образом, деформация (7) калибровочной группв1 стандартной электрослабой модели при 0 соответствует низкотемпературному пределу Т 0 в эволюции Вселенной и объясняет эксперименталвно установленнвге факты: слабое взаимодействие нейтрино с веществом, а также рост сечения этого взаимодействия с увеличением энергии нейтрино. Посколвку в электрослабой моделе калибровочная группа отвечает за взаимодействия между частицами модели, то ее деформация, связанная с изменением элементов матрицы фундамен- талвного представления группы, свидетелвствует о перераспределении силв1 электрослабого взаимодействия между частицами модели: нейтрино, электроном, и и й-кварками (другими лептонами и кварками) при понижении температуры Вселенной в процессе ее эволюции. 31 Коми научный центр Уро РАН
RkJQdWJsaXNoZXIy MjM4MTk=